Összetételszerkesztés
a Vénusz légkörének összetétele. A jobb oldali diagram a nyomelemek kibővített nézete, amelyek együttesen még egy tized százalékot sem tesznek ki.
a Venus légköre 96,5% szén-dioxidból, 3,5% nitrogénből és más gázok nyomaiból áll, leginkább kén-dioxidból., A nitrogén mennyisége a légkörben viszonylag kicsi a szén-dioxid mennyiségéhez képest, de mivel a légkör sokkal vastagabb, mint a földön, teljes nitrogéntartalma nagyjából négyszer nagyobb, mint a Földé, annak ellenére, hogy a Földön a nitrogén a légkör mintegy 78% – át teszi ki.
a légkör kis mennyiségben tartalmaz vegyületeket, köztük néhány hidrogénen alapuló vegyületet, például hidrogén-kloridot (HCl) és hidrogén-fluoridot (HF). Van szén-monoxid, vízgőz és atomi oxigén is., A Vénusz légkörében viszonylag kevés a hidrogén. A bolygó hidrogénének nagy része az elmélet szerint elveszett az űrben, a fennmaradó rész többnyire kénsavban (H2SO4) van kötve. A jelentős mennyiségű hidrogén elvesztését a Venusi légkörben mért nagyon magas D–H Arány bizonyítja. Az arány körülbelül 0,015-0,025, ami 100-150-szer magasabb, mint az 1,6×10-4 földi érték. Egyes mérések szerint a Vénusz felső légkörében a D / H arány 1,5-rel magasabb, mint az ömlesztett légkörben.,
2020 szeptemberében bejelentették, hogy foszfint, az élet jelenlétét jelző potenciális biomarkert észleltek a Vénusz légkörében. A Vénuszon jelen lévő ismert abiotikus forrás nem képes foszfint termelni a kimutatott mennyiségben.
A re-analízis a Pioneer Venus adatok 2020-ban talált része klórt, mind a hidrogén-szulfid spektrális jellemzők helyett foszfin kapcsolatos, vagyis alacsonyabb volt, mint hittem, a koncentráció, a klór, illetve a nem kimutatása hidrogén-szulfid.,
A preprint rendelkezésre bocsátott október 2020-re-analízis archivált infravörös spektrális mérések 2015-ben nem tárt fel foszfin a Vénuszi légkör, forgalomba egy felső határa foszfin koncentráció 5 ppb-térfogat—negyede a spektroszkópiai értéket jelentett szeptember).
2020. október végén az eredeti, 2020. szeptemberi kiadványban használt adatfeldolgozás felülvizsgálata interpolációs hibát tárt fel, amely több hamis vonalat eredményez, beleértve a foszfin spektrális jellemzőjét is., Az adatok rögzített algoritmussal történő újraelemzése vagy nem eredményezi a foszfin kimutatását,vagy sokkal alacsonyabb, 1ppb koncentrációjú detektálást mutat.
TroposphereEdit
Légkörkompozíciók összehasonlítása – Vénusz, Mars, Föld (múlt és jelen).
a légkör magasságtól függően több részre oszlik. A légkör legsűrűbb része, a troposzféra a felszínen kezdődik, és 65 km-re emelkedik., A kemence-szerű felületen a szél lassú, de a troposzféra tetején a hőmérséklet és a nyomás eléri a Föld – szerű szintet, a felhők pedig 100 m/s (360 km/h) sebességet érnek el.
1761 rajz Mikhail Lomonosov a Vénusz légkörének felfedezéséről szóló munkájában
a Vénusz felszínén a légköri nyomás körülbelül 92-szerese a földnek, hasonlóan az óceán felszíne alatt található 900 m (3000 ft) nyomáshoz. A légkör tömege 4.,8×1020 kg, körülbelül 93-szorosa a Föld teljes légkörének. A levegő sűrűsége a felszínen 67 kg / m3, ami 6,5% a folyékony vízé a Földön. A Vénusz felszínén található nyomás elég magas ahhoz, hogy a szén-dioxid technikailag már nem gáz, hanem szuperkritikus folyadék. Ez a szuperkritikus szén-dioxid egyfajta tengert képez, amely lefedi a Vénusz teljes felületét. Ez a szuperkritikus szén-dioxid-tenger nagyon hatékonyan továbbítja a hőt, pufferelve a hőmérséklet változásait éjjel-nappal (ami 56 földi napig tart).,
A nagy mennyiségű CO2 a légkörben együtt vízgőz, illetve a kén-dioxid, hozzon létre egy erős üvegházhatás, túltöltés napenergia emelése, a felszíni hőmérséklet mintegy 740 K (467 °C) melegebb, mint bármely más bolygó a naprendszerben, még akkor is, hogy a Higany, annak ellenére, hogy helyezkedik el, távolabb a Nap, fogadó csak 25% – a napenergia (egységnyi területen) Higany van. A felület átlagos hőmérséklete meghaladja az ólom (600 K, 327 °C), az ón (505 K, 232 °C), valamint a cink (693 K, 420 °C) olvadáspontját., A vastag troposzféra a nappali és éjszakai oldal közötti hőmérséklet-különbséget is kicsivé teszi, annak ellenére, hogy a bolygó lassú retrográd forgása egyetlen napnapot okoz, amely 116, 5 földi napig tart. A Vénusz felszíne 58,3 napot tölt sötétségben, mielőtt a nap ismét felkel a felhők mögött.
a Vénusz troposzférája a légkör tömegének 99% – át tartalmazza. A Vénusz légkörének kilencven százaléka a felszíntől számított 28 km-en belül van; összehasonlításképpen a Föld légkörének 90% – a a felszíntől számított 10 km-en belül van., 50 km magasságban a légköri nyomás megközelítőleg megegyezik a Föld felszínével. A Vénusz éjszakai oldalán továbbra is felhők találhatók a felszín felett 80 km-re.
a Földhöz leginkább hasonló troposzféra tengerszint feletti magassága a tropoposzféra és a mezoszféra közötti határ közelében van. Valamivel 50 km felett található. A Magellan és a Venus Express szondák mérései szerint az 52,5-54 km közötti tengerszint feletti magasság 293 K (20 °C) és 310 K (37 °C), a tengerszint feletti magasság pedig 49.,5 km-rel a felszín felett, ahol a nyomás lesz ugyanaz, mint a Föld tengerszint feletti magasságban. Mivel a Vénuszra küldött személyzettel ellátott hajók képesek lennének bizonyos mértékben kompenzálni a hőmérsékleti különbségeket, a felszín felett körülbelül 50-54 km-re a legegyszerűbb magasság lenne egy feltárás vagy kolónia alapozása, ahol a hőmérséklet a 273 K (0 °C) – 323 K (50 °C) kritikus “folyékony víz” tartományában lenne, és a Légnyomás megegyezik a föld lakható régióival., Mivel a CO2 nehezebb, mint a levegő ,a kolónia levegője (nitrogén és oxigén) képes megtartani a szerkezetet lebegve ezen a magasságban, mint egy kormányozható.
Keringésszerkesztés
a Vénusz troposzférájában a keringés az úgynevezett ciklostrofikus áramlást követi. Szélsebességét nagyjából a nyomásgradiens és a centrifugális erők egyensúlya határozza meg szinte tisztán zonális áramlásban. Ezzel szemben a Föld légkörében a keringést a geostrofikus egyensúly szabályozza., A Vénusz szélsebességét közvetlenül csak a felső troposzférában (tropopopauza) lehet mérni, 60-70 km között, a tengerszint feletti magasság, amely megfelel a felső felhőfedélzetnek. A felhő mozgását általában a spektrum ultraibolya részén figyelik meg, ahol a felhők közötti kontraszt a legmagasabb. A lineáris szélsebesség ezen a szinten körülbelül 100 ± 10 m / s, 50 ° – nál alacsonyabb szélességi fokon. Retrográdak abban az értelemben, hogy a bolygó retrográd forgásának irányába fújnak. A szél gyorsan csökken a magasabb szélességi fok felé, végül eléri a nullát a pólusoknál., Az ilyen erős felhőtörő szelek a légkör szuperforgásának nevezett jelenséget okozzák. Más szavakkal, ezek a nagysebességű szelek gyorsabban körbejárják az egész bolygót, mint maga a bolygó forog. A Vénusz szuperforgása differenciál, ami azt jelenti, hogy az egyenlítői troposzféra szuper-lassabban forog, mint a troposzféra a Középpontokban. A szél erős függőleges gradienssel is rendelkezik. A troposzférában mélyen csökkennek, 3 m/s / km sebességgel. A Vénusz felszíne közelében lévő szél sokkal lassabb, mint a Földön., Valójában csak néhány kilométer / óra sebességgel mozognak (általában kevesebb, mint 2 m / s, átlagosan 0,3-1,0 m/s), de a felszín légkörének nagy sűrűsége miatt ez még mindig elég ahhoz, hogy porokat és apró köveket szállítson a felszínen, hasonlóan a lassan mozgó vízáramhoz.
Meridional (észak-dél) a légköri keringés komponense a Vénusz légkörében., Vegye figyelembe, hogy a meridionális keringés sokkal alacsonyabb, mint a zónás keringés, amely hőt szállít a bolygó nappali és éjszakai oldalai között
a Vénusz minden szelét végül konvekció hajtja. Meleg levegő emelkedik az egyenlítői zónában, ahol a napfűtés koncentrálódik, és a pólusokba áramlik. A troposzféra ilyen szinte planetwide felborulását Hadley keringésnek nevezik. Azonban a meridionális légmozgás sokkal lassabb, mint a zónás szél. A bolygó egészére kiterjedő Hadley-sejt poleward határa a Vénuszon ±60° szélességi fok közelében van., Itt a levegő leereszkedik, és visszatér az Egyenlítőhöz a felhők alatt. Ezt az értelmezést támasztja alá a szén-monoxid eloszlása, amely szintén ±60° szélességi fok közelében koncentrálódik. A Hadley-sejt polewardja eltérő keringésmintát figyel meg. A szélességi tartományban 60°-70° hideg sarki nyakörvek léteznek. 30-40 K-val alacsonyabb hőmérséklet jellemzi őket, mint a közeli szélességi területeken a felső troposzférában. Az alacsonyabb hőmérsékletet valószínűleg a benne lévő levegő feláramlása, valamint az ebből eredő adiabatikus hűtés okozza., Ezt az értelmezést támasztják alá a nyakörvek sűrűbb és magasabb felhői. A felhők 70-72 km magasságban fekszenek a gallérokban-körülbelül 5 km-rel magasabbak, mint a pólusoknál és alacsony szélességi fokoknál. A hideg nyakörvek és a nagy sebességű midlatitude fúvókák között kapcsolat lehet, amelyben a szél 140 m/s sebességgel fúj. az ilyen fúvókák a Hadley-típusú keringés természetes következményei, és a Vénuszon 55-60° szélességi fok között kell lennie.
a sarki örvények néven ismert páratlan szerkezetek a hideg sarki nyakörvekben helyezkednek el. Óriási hurrikánszerű viharok négyszer nagyobbak, mint földi analógjaik., Minden örvénynek két “szeme” van-a forgás középpontjai, amelyeket különálló S-alakú felhőszerkezetek kötnek össze. Az ilyen kettős szemű struktúrákat poláris dipólusoknak is nevezik. Az örvények körülbelül 3 napig forognak a légkör általános szuperforgásának irányában. A lineáris szélsebesség 35-50 m/s a külső széleik közelében, a pólusoknál nulla. Az egyes sarki örvényekben a felhőtakarók hőmérséklete sokkal magasabb, mint a közeli sarki galléroknál, elérve a 250 K-t (-23 °C)., A poláris örvények hagyományos értelmezése az, hogy anticiklonok, amelyek középen lefelé hullanak, a hideg sarki gallérokban pedig feláramlanak. Ez a fajta keringés hasonlít egy téli poláris anticiklonikus örvényre a földön,különösen az Antarktisz felett. A különböző infravörös légköri ablakok megfigyelései azt mutatják, hogy a pólusok közelében megfigyelt anticiklon keringés olyan mélyre hatol, mint az 50 km tengerszint feletti magasság, azaz a felhők alapja., A poláris felső troposzféra és a mezoszféra rendkívül dinamikus; nagy fényes felhők jelenhetnek meg és tűnhetnek el néhány óra alatt. Az egyik ilyen eseményt a Venus Express figyelte meg 2007.január 9. és 13. között, amikor a déli sarki régió 30% – kal világosabbá vált. Ezt az eseményt valószínűleg a kén-dioxid befecskendezése okozta a mezoszférába, amely ezután kondenzálódott, fényes ködöt képezve. Az örvények két szemét még meg kell magyarázni.
hamis szín közeli infravörös (2.,3 µm) a Galileo által kapott Vénusz mély légkörének képe. A sötét foltok felhők sziluettek a nagyon forró alsó légkör ellen, amely termikus infravörös sugárzást bocsát ki.
a Vénusz első örvényét az Északi-sarkon fedezte fel a Pioneer Venus misszió 1978-ban. A második nagy “kétszemű” örvény felfedezését a Venus déli pólusán 2006 nyarán tette meg a Venus Express,amely nem meglepő.,
az Akatsuki orbiter képei valami hasonlót mutattak a sugárhajtású szelekhez az alacsony és középső felhőterületen, amely 45-60 kilométer magasságban terjed. A szélsebesség maximalizálódott az Egyenlítő közelében. 2017 szeptemberében a JAXA tudósai ezt a jelenséget “Venusian equatorial jet” – nek nevezték el.
felső légkör és ionoszféraszerkesztés
a Vénusz mezoszférája 65 km-től 120 km-ig terjed, a termoszféra körülbelül 120 km-en kezdődik, végül eléri a légkör felső határát (exoszféra) körülbelül 220-350 km-en., Az exoszféra akkor kezdődik, amikor a légkör olyan vékony lesz, hogy a levegő molekulánként az ütközések átlagos száma kevesebb, mint egy.
A Vénusz mezoszférája két rétegre osztható: az alsó 62-73 km, a felső pedig 73-95 km között. Az első rétegben a hőmérséklet közel állandó 230 K (-43 °C) hőmérsékleten. Ez a réteg egybeesik a felső felhőfedélzettel. A második rétegben a hőmérséklet ismét csökken, elérve a 165 K (-108 °C) értéket 95 km tengerszint feletti magasságban, ahol a mezopauza kezdődik. Ez a Venusi nappali légkör leghidegebb része., A napközbeni mezopauzában, amely határként szolgál a mezoszféra és a termoszféra között, és 95-120 km között helyezkedik el, a hőmérséklet állandó—körülbelül 300-400 K (27-127 °C)—értékre emelkedik a termoszférában. Ezzel szemben az éjszakai Venusiai termoszféra a leghidegebb hely a Vénuszon, amelynek hőmérséklete 100 K (-173 °C). Még krioszférának is nevezik.
A Vénusz felső mezoszférájában és termoszférájában a keringésminták teljesen eltérnek az alsó légkörben lévőktől., A 90-150 km-es tengerszint feletti magasságban a Venusiai levegő napközben a bolygó éjszakai oldalára mozog, a napfényes féltekén felfelé, a sötét féltekén pedig lefelé. Az éjszakai mélyedés a levegő adiabatikus melegítését okozza, amely meleg réteget képez az éjszakai mezoszférában 90-120 km magasságban. Ennek a rétegnek a hőmérséklete—230 K (-43 °C) – jóval magasabb, mint az éjszakai termoszférában található tipikus hőmérséklet—100 K (-173 °C)., A napból keringő levegő oxigénatomokat is hordoz, amelyek rekombináció után gerjesztett oxigénmolekulákat képeznek a hosszú élettartamú singlet állapotban( 1Δg), amelyek ezután ellazulnak, és 1,27 µm hullámhosszon infravörös sugárzást bocsátanak ki. A 90-100 km-es tengerszint feletti magasságból érkező sugárzást gyakran megfigyelik a földről és az űrhajókról. A Vénusz éjszakai felső mezoszférája és termoszférája a CO2 és a nitrogén-monoxid molekulák nem helyi termodinamikai egyensúlyi kibocsátásának forrása is, amelyek felelősek az éjszakai termoszféra alacsony hőmérsékletéért.,
a Venus Express szonda csillagok okkultációján keresztül kimutatta, hogy a légköri köd sokkal tovább terjed az éjszakai oldalon, mint a nappali oldalon. A nappali oldalon a felhőfedélzet vastagsága 20 km, és körülbelül 65 km-ig terjed, míg az éjszakai oldalon a vastag köd formájában lévő felhőfedélzet akár 90 km—re is eléri a magasságot-jól a mezoszférába, még tovább folytatva 105 km-re, mint átláthatóbb köd. 2011-ben az űrhajó felfedezte, hogy a Vénusz vékony ózonréteggel rendelkezik 100 km magasságban.
a Vénusznak kiterjedt ionoszférája van, amely 120-300 km magasságban helyezkedik el., Az ionoszféra szinte egybeesik a termoszférával. Az ionizáció magas szintje csak a nap folyamán tarthatóa bolygó oldalán. Az éjszaka folyamán az elektronok koncentrációja majdnem nulla. A Vénusz ionoszférája három rétegből áll: v1 120 és 130 km között, v2 140 és 160 km között, v3 pedig 200 és 250 km között. Lehet, hogy egy további réteg közel 180 km. A maximális elektronvolumen−sűrűség (az elektronok száma Egy térfogategységben) 3×1011 m-3 a v2 rétegben érhető el az alpont közelében., Az ionoszféra felső határa (az ionopauza) 220-375 km magasságban helyezkedik el, és elválasztja a bolygó eredetű plazmát az indukált magnetoszféra plazmájától. A V1 és v2 rétegek fő Ionos faja az O2+ ion, míg a v3 réteg O + ionokból áll. Az ionoszférikus plazma mozgásban van; a napközbeni fotoionizáció, az éjszakai ion rekombináció az a folyamat, amely elsősorban a plazmának a megfigyelt sebességre történő felgyorsításáért felelős., Úgy tűnik, hogy a plazmaáramlás elegendő az éjszakai ionoszféra fenntartásához az ionsűrűség megfigyelt medián szintjén vagy annak közelében.
a Vénusz kölcsönhatásba lép a napszéllel. Az indukált magnetoszféra komponensei láthatók.
a Vénuszról ismert, hogy nincs mágneses mezője. A hiányának oka egyáltalán nem világos, de összefügghet a vénás köpeny konvekciójának csökkentett intenzitásával., A Vénusznak csak egy indukált magnetoszférája van, amelyet a Nap mágneses mezője képez, amelyet a napszél hordoz. Ez a folyamat úgy értelmezhető, mint az akadály—Vénusz körüli mezővonalak ebben az esetben. A Vénusz indukált magnetoszférája íj-sokk, magnetosheath, magnetopause és magnetotail az aktuális lappal.
a subsoláris ponton az íj lökése 1900 km (0,3 Rv, ahol az Rv a Vénusz sugara) a Vénusz felszíne felett áll. Ezt a távolságot 2007-ben a naptevékenység minimumának közelében mérték. A naptevékenység maximuma közelében többször is távolabb lehet a bolygótól., A magnetopause 300 km tengerszint feletti magasságban található. Az ionoszféra (ionopause) felső határa közel 250 km. A magnetopause és az ionopause között létezik egy mágneses gát—a mágneses mező helyi fokozódása, amely megakadályozza, hogy a napplazma mélyebben behatoljon a Vénusz légkörbe, legalábbis a naptevékenység minimális közelében. A mágneses mező a gáton eléri a 40 nT-t. A magnetotail akár tíz sugárig is folytatódik a bolygóról. Ez a Venus magnetoszféra legaktívabb része. A farokrészecske-gyorsulás és az újracsatlakozási események is előfordulnak., Az elektronok és ionok energiája a magnetotailben 100 eV, illetve 1000 eV körül van.
a Vénusz belső mágneses mezőjének hiánya miatt a napszél viszonylag mélyen behatol a bolygó exoszférájába, és jelentős atmoszféravesztést okoz. A veszteség elsősorban a magnetotailon keresztül történik. Jelenleg az elveszett fő ion típusok Az O+, H + és He+. A hidrogén oxigénveszteséghez viszonyított aránya körülbelül 2 (azaz szinte sztöchiometrikus), ami a víz folyamatos elvesztését jelzi.